Fraca evolução do hidrogênio atômico cósmico nos últimos 4, 5 bilhões de anos

A densidade da taxa de formação de estrelas cósmicas diminuiu acentuadamente até os dias atuais, mas o papel dos reservatórios de gás atômico e molecular permanece incerto. Medimos a densidade cósmica de HI, $Ω_{\mathrm{HI}}$, em $0<z<0.

A densidade da taxa de formação de estrelas cósmicas (CSFRD) diminuiu acentuadamente até aos dias de hoje, mas os papéis dos reservatórios de gás atómico e molecular permanecem incertos. Medimos uma diminuição bruta em $Ω_{\mathrm{HI}}$ por um fator de $1, 35\pm0, 10$ nos últimos 4, 5 Gir.

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Resumo: A densidade da taxa de formação de estrelas cósmicas (CSFRD) diminuiu acentuadamente até os dias atuais, mas os papéis dos reservatórios de gás atômico e molecular permanecem incertos. Medimos uma diminuição bruta em $\Omega_{\mathrm{HI}}$ por um fator de $1, 35\pm0, 10$ nos últimos 4, 5 Gir.

Mesmo depois de aplicar as correções sistemáticas conservadoras do nosso modelo a prazo, o declínio inferido é de apenas $1, 12\pm0, 10$ - ainda muito mais fraco do que o declínio da CSFRD (um fator de 2, 46).

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